밀키웨이에 대해 알아보자

은하수는[a] 우리 태양계를 포함하는 은하로 지구로부터 은하의 외형을 묘사하는 이름이다: 밤하늘에서 보이는 흐릿한 빛의 띠는 육안으로 개별적으로 구분할 수 없는 별들로 형성됩니다.밀키웨이(Milky Way)라는 용어는 '밀키 서클'을 뜻하는 그리스어 γαλα."."."."."."."."(갈락티코스 kýklos)에서 latea를 통해 라틴어를 번역한 것입니다.[20][21][22]지구에서 은하수는 원반 모양의 구조를 내부에서 보기 때문에 띠로 나타났습니다.갈릴레오 갈릴레이는 1610년에 처음으로 자신의 망원경으로 빛의 띠를 개별 항성으로 분해했습니다.1920년대 초까지 대부분의 천문학자들은 은하수가 우주의 모든 별들을 포함하고 있다고 생각했습니다.[23]1920년 천문학자 할로우 샤플리와 헤버 커티스 사이의 대토론에 이어 에드윈 허블의 관측 결과 은하수가 단지 많은 은하계 중 하나일 뿐이라는 것을 알 수 있었습니다.[24] 은하수는 가시 직경이 10만~20만 광년으로 추정되는 막대 나선 은합니다.최근의 시뮬레이션에 따르면, 몇몇 눈에 보이는 별들을 포함하는 암흑 물질 영역이 거의 200만 광년의 직경까지 확장될 수 있다고 합니다.[12][13]은하수는 여러 개의 위성 은하를 가지고 있으며, 처녀자리 슈퍼클러스터의 일부를 이루는 국부 은하군의 일부로서, 그 자체가 라니아케아 슈퍼클러스터의 구성요소인 처녀자리 슈퍼클러스터의 일부분입니다.[25][26] 그것은 1000억에서 4000억개의 별과[27][28] 적어도 그 수의 행성을 포함하고 있는 것으로 추정됩니다.[29][30]태양계는 은하중심으로부터 약 27,000광년 반경에 위치하며,[3] 가스와 먼지의 나선형 농도의 하나인 오리온 암의 안쪽 가장자리에 위치합니다.가장 안쪽 1만 광년 안에 있는 별들은 불룩하고 불룩함에서 방사되는 하나 이상의 막대를 형성합니다.은하 중심은 사지타리우스 A*로 알려진 강렬한 전파원으로, 태양 질량 4.100만(± 0.034)의 초거대 블랙홀입니다.[31][32]은하중심으로부터 넓은 범위의 항성과 기체들이 초속 약 220km의 궤도를 돈입니다.일정한 회전속도는 케플러안 역학의 법칙과 모순되는 것으로 보이며, 은하수 질량의 상당량(약 90%)[33][34]이 전자기 방사선을 방출하거나 흡수하지 않고 망원경으로 볼 수 없음을 시사합니다.이 추측 덩어리는 "암흑 물질"[35]이라고 불렸습니다.태양 반경의 회전 기간은 약 2억 4천만 년입니다.[17]은하수는 전체적으로 초속 600km의 속도로 이동하고 있습니다.은하계에서 가장 오래된 별들은 우주 자체만큼이나 오래되었고 따라서 빅뱅의 암흑시대 직후에 형성되었을 것입니다.[36] 외관 사지타리우스자리(은하중심 포함)를 향한 은하수의 모습, 빛 공해가 거의 없는 어두운 현장(네바다주 흑암사막)에서 볼 수 있듯이, 오른쪽 하단의 밝은 물체는 안타레스 바로 위 목성입니다. File:Following the Milky Way over ALMA.webm 알마 상공에서 아치형 은하수를 포착한 시간 경과 영상 은하수는 지구에서 밤하늘을 아치형으로 아치형으로 약 30° 폭의 하얀 빛의 흐릿한 띠로 보입니다.[37]밤하늘에서 관찰하는 것은, 비록 전체 하늘에 있는 각각의 맨눈 별들이 은하수의 일부지만, "밀키웨이"라는 용어는 이 빛의 띠에 한정되어 있습니다.[38][39]이 빛은 미해결 항성과 은하면의 방향에 위치한 다른 물질들의 축적에서 비롯됩니다.밴드 주변의 밝은 지역은 별 구름으로 알려진 부드러운 시각적 패치로 나타났습니다.이것들 중 가장 눈에 띄는 것은 은하의 중심 돌출부의 일부인 큰 궁수자리 별 구름입니다.[40]그레이트 리프트, 콜삭 등 밴드 내 어두운 영역은 성간 먼지가 먼 별에서 나오는 빛을 차단하는 영역입니다.은하수가 흐릿하게 보이는 하늘의 영역을 '기피존'이라고 합니다. 은하수는 표면 밝기가 비교적 낮입니다.빛 공해나 달빛과 같은 배경 조명으로 시야를 크게 줄일 수 있습니다.은하수가 보이기 위해서는 평방아크초당 약 20.2의 진도가 되어야 합니다.[41]제한 크기가 약 +5.1 이상이고 +6.1에서 많은 세부 정보를 보이는 경우 이 값이 표시되어야 합니다.[42]이것은 은하수를 밝게 비치는 도시나 교외 지역에서 보기가 어렵지만 달이 지평선 아래에 있을 때 시골 지역에서 보면 매우 두드러지게 만듭니다.[b]인공 밤하늘 밝기 지도를 보면 지구 인구의 3분의 1 이상이 빛 공해로 인해 집에서 은하수를 볼 수 없다는 것을 알 수 있습니다.[43] 지구에서 바라본 것처럼 은하수 은하면의 가시 영역은 30개의 별자리가 포함된 하늘의 영역을 차지하고 있습니다.[44]은하 중심은 은하수가 가장 밝은 사지타리우스 방향에 있습니다.사지타리우스로부터 하얀 빛의 흐릿한 띠가 오리가 은하계 항시점 주위를 지나가는 것처럼 보입니다.그리고 나서 밴드는 하늘을 둘러싼 나머지 길을 계속하여, 하늘을 대략 같은 두 개의 반구로 나누면서 다시 사지타리우스에게로 돌아갑니다. 은하계는 촉각(지구 궤도의 평면)에 약 60° 기울어져 있습니다.천적도에 비해 카시오페이아 별자리만큼 북쪽을, 크룩스 별자리만큼 남쪽을 지나는데, 이는 지구 적도면의 높은 기울기와 은하면에 비례하는 황도면의 높은 기울기를 나타냅니다.북쪽 은하극은 우측 상승 12 49에hm 위치하며, 굴절 +27.4°(B1950)는 β 코마에 베레니스 근처에 위치하며, 남쪽 은하극은 α 조각가리스 근처에 위치합니다.이 높은 기울기 때문에 밤과 연도에 따라 은하수 아치가 상대적으로 낮게 나타나거나 하늘에 비교적 높게 나타날 수 있습니다.북위 약 65°에서 남위 65°까지의 관측자를 위해, 은하수는 하루에 두 번 직접 머리 위를 지나갑니다. 밤하늘을 가로질러 높은 경사로에 아치된 은하수, (이 합성파노라마는 칠레 북부의 파라날 천문대에서 찍은 것이며), 밝은 물체는 사지타리우스 별자리에 있는 목성이며, 왼쪽에는 마젤란운(Magellanic Cloud)을 볼 수 있다; 은하 북부는 아래쪽에 있습니다. 크기 및 질량 은하수의 구조는 이 은하와 비슷하다고 생각된다(UGC 12158 허블이 이미징) 은하수는 안드로메다 은하 다음으로 지역 그룹(안드로메다 은하 다음으로)에서 두 번째로 큰 은하로, 항성 원반은 지름이 약 17만~20만 광년(52~61kpc), 평균 두께는 약 1,000ly(0.3kpc)입니다.[14][15]은하수의 상대적 물리적 규모를 비교하자면, 만약 태양계가 해왕성에 도달하는 것이 미국의 4분의 1 크기(24.3mm(0.955인치)라면, 은하수는 인접한 미국의 크기일 것입니다.[45]비교적 평평한 은하면 위와 아래에 물결치는 고리 모양의 별 필라멘트가 은하수 자체의 일부일 수도 있는 지름 15만~18만 광년(46~55kpc)으로 은하수를 감싸고 있습니다.[46][47] 은하수의 도식적인 프로파일. 약어: GNP/GSP: 은하 북극 및 남극 은하수는 항성과 행성이 이 중 극히 일부에 불과하지만,[33][34] 총 태양 질량(8.9×1011~1.54×1012 태양 질량)의 약 8900억배에서 1조5400억배입니다.은하수 질량의 추정치는 사용된 방법과 데이터에 따라 다릅니다.추정 범위의 낮은 끝은 5.8×1011 solar mass이다(M☉(), 안드로메다 은하보다 다소 적습니다.[48][49][50]2009년 초장기 기준선 배열을 사용한 측정 결과 은하수 바깥쪽 가장자리에 있는 별의 경우 최대 254km/s(570,000mph)의 속도를 발견했습니다.[51]궤도속도는 궤도반경 내부의 총 질량에 따라 달라지기 때문에 이는 은하수가 더 거대해 안드로메다 은하 7×10의11 질량과 대략 같음을 시사합니다. M☉ 중심으로부터 16만 리 (49 kpc) 이내에 있습니다.[52]2010년, 후광 별의 방사상 속도를 측정한 결과 80킬로파섹 이내에 둘러싸인 질량은 7×10인11 것으로 밝혀졌습니다. M☉.[53] 2014년에 발표된 연구에 따르면 은하수 전체의 질량은 8.5×10으로11 추정됩니다. M그러나 이것은 안드로메다 은하 질량의 절반에 불과하다☉.[54][54]최근 은하수의 질량 추정치는 1.29×10이다12. M☉.[55] 은하수의 질량의 상당 부분은 암흑 물질인 것 같은데, 보통 물질과 중력적으로 상호작용하는 알 수 없고 보이지 않는 형태의 물질입니다.암흑물질 광배는 은하중심으로부터 100킬로파섹(kpc)을 넘는 거리까지 비교적 균일하게 퍼져나갈 것으로 추측됩니다.은하수의 수학적 모델들은 암흑 물질의 질량이 1–1.5×10임을12 시사합니다. M☉.[6][7][56] 최근 연구에 따르면 질량의 범위는 4.5×10까지입니다12. M☉[57] 그리고 8×10만큼11 작습니다. M☉.[58] 이에 비해 은하수 전체 별의 총 질량은 4.6×1010 사이로 추정됩니다. M☉[59] 및 6.43×1010 M☉.[6] 항성 외에 항성간 기체도 있는데, 질량별로 수소 90%, 헬륨 10%로 구성되어 있으며,[60] 원자형에서 수소의 3분의 2가 발견되고, 나머지 3분의 1은 분자수소로 확인됩니다.[61]은하수의 성간 기체의 질량은 항성 전체 질량의 10~15%[61][60]에 해당합니다.성간 먼지는 가스 총 질량의 1%를 추가로 차지합니다.[60] 2019년 3월 천문학자들은 은하수의 질량이 약 12만9000광년의 반지름 내 태양질량 1조5000억개로, 이전 연구에서 파악한 것보다 2배 이상 많으며, 은하질량의 약 90%가 암흑물질이라고 보고했습니다.[33][34] 내용물 ESO에 의한 은하수 360도 파노라마 뷰(사진의 집합체 모자이크) 은하 중심부는 은하수 북쪽을 위로 하여 시야의 중간에 있습니다. 항성 간 가스, 별의 먼지 백라이트를 보여주는 가이아 EDR3 데이터를 사용하여 은하수를 360도 렌더링.좌반구는 은하중심을 향하고, 우반구는 은하항미점을 향하고 있습니다. 은하수는 1000억에서 4000억개의 별과[62][63] 적어도 그 많은 행성들을 포함하고 있습니다.[64]정확한 수치는 특히 태양으로부터 300리(90pc)가 넘는 거리에서 탐지하기 어려운 초저질량 별의 수를 세는 것에 달려 있습니다.이에 비해 이웃한 안드로메다 은하에는 1조(10)로12 추정되는 별들이 있습니다.[65]은하수에는 백색왜성, 중성자 항성 10억개, 항성 블랙홀 1억개가 있을 수 있습니다.[c][66][67][68][69]별들 사이의 공간을 채우는 것은 성간 매개체라고 불리는 가스와 먼지의 원반입니다.이 원반은 적어도 항성과의 반지름에서 비슷한 범위를 가지고 있는 반면,[70] 가스층의 두께는 차가운 가스의 경우 수백 광년에서 따뜻한 가스의 경우 수천 광년까지 다양합니다.[71][72] 은하수에 있는 별들의 원반은 별이 없는 그 너머로는 뾰족한 가장자리를 가지고 있지 않습니다.오히려 은하수 중심으로부터 거리에 따라 별의 농도가 낮아집니다.중심에서 약 4만 광년(13 kpc)의 반지름을 넘어서면 반지름과 함께 입방 파섹당 별의 수가 훨씬 더 빨리 떨어집니다.[73]은하 원반 주위에는 항성과 구상 성단의 구형의 은하 헤일로(Galactic Halo)가 있어 바깥쪽으로 더 멀리 뻗어있지만 은하중심부에 가장 가까운 18만 ly(55 kpc)의 두 은하위성의 궤도에 의해 크기가 제한됩니다.[74]이 거리나 그 너머에서 대부분의 후광 물체의 궤도는 마젤란 구름에 의해 파괴될 것입니다.따라서, 그러한 물체들은 아마도 은하수 근처에서 배출될 것입니다.은하수의 통합 절대 시각적 크기는 약 -20.9로 추정됩니다.[75][76][d] 중력 마이크로렌징(microlensing)과 행성전달 관측 모두 적어도 은하계에 별들이 있는 만큼 별에 묶인 행성이 많을 수 있음을 나타내며,[29][77] 마이크로렌징(microlensing) 측정 결과 별들이 있는 것보다 별을 숙주하지 않는 불량행성이 더 많다는 것을 알 수 있습니다.[78][79]2013년 1월 케플러 우주전망대가 실시한 5행성계 케플러-32의 연구에 따르면 은하수는 별당 최소 1개의 행성을 포함하고 있어 1000억~4000억 개의 행성을 발생시킨다고 합니다.[30]다른 2013년 1월 케플러 데이터를 분석한 결과 은하계에는 지구 크기의 외부 행성이 최소 170억 마리 이상 살고 있는 것으로 추정됐습니다.[80]2013년 11월 4일, 천문학자들은 케플러 우주 미션 데이터를 바탕으로 은하계 내에 태양과 같은 별과 적색 왜성의 거주 가능 구역에서 지구 크기의 행성이 400억 개에 달할 수 있다고 보고했습니다.[81][82][83] 이 추정된 행성들 중 110억 개가 태양과 같은 별들의 궤도를 돌고 있을 수도 있습니다.[84]2016년 한 연구에 따르면 가장 가까운 외부 행성은 적색 왜성인 프록시마 센타우리 주위를 도는 4.2광년 떨어져 있을 수 있습니다.[85]그러한 지구 크기의 행성은 가스 거대 행성보다 더 많을지도 모릅니다.[29]외행성 외에도 태양계 너머 혜성인 '외향성'도 검출돼 은하수에서 흔히 볼 수 있습니다.[86]더 최근에는 2020년 11월에 3억 개 이상의 거주 가능한 외부 행성이 은하계에 존재하는 것으로 추정되고 있습니다.[87] 구조 File:Artist's impression of the Milky Way.ogv 은하수가 서로 다른 관점에서 어떻게 보일지에 대한 예술가들의 인상은 은하의 중심 돌출부와 혼동되지 않는 땅콩껍질 모양의 구조로 보인다; 위에서 보면, 이 구조를 책임지는 중심 좁은 막대가 많은 나선팔과 그처럼 선명하게 나타났습니다.분진구름 은하수는 기체, 먼지, 별의 뒤틀린 원반으로 둘러싸인 막대 모양의 핵심 지역으로 이루어져 있습니다.[88][89]은하수 내의 질량 분포는 허블 분류에서 sbc 타입과 매우 유사하며, 이는 상대적으로 팔을 느슨하게 감은 나선은하를 나타냅니다.[4]천문학자들은 1960년대에 처음으로 은하수가 일반적인 나선은하가 아니라 빗장이 쳐진 나선은하라고 추측하기 시작했습니다.[90][91][92]이러한 추측들은 2005년[93] 스피처 우주망원경의 관측에 의해 은하수의 중심봉이 이전에 생각했던 것보다 더 커졌다는 것을 확인되었습니다. 은하 사분면 주요 기사: 은하 사분면 은하계에서 태양의 위치를 나타낸 도표, 각도는 은하 좌표계에서 위도를 나타냅니다. 은하계 사분면, 즉 은하계의 사분면(四分面)은 은하계의 분할에 있는 네 개의 원형 부분 중 하나를 가리킵니다.천문학적 실무에서 은하 사분면의 정의는 은하 좌표계에 기초하는데, 이 좌표계는 태양을 지도체계의 기원으로 위치시킵니다.[94] 사분면은 서수(예: "제1 은하 사분원", "제2 은하 사분원"[95][96] 또는 "은하의 세 번째 사분원")를 사용하여 설명됩니다.[97]태양에서 시작하여 은하중심을 통과하는 광선으로 0°(0도)의 북쪽 은하극에서 볼 때 사분면은 다음과 같습니다. 은하계 사분면의 은하계 경도 (ℓ) 참조 첫 번째 0° ≤ ℓ ≤ 90° [98] 두 번째 90° ≤ ℓ ≤ 180° [96] 3번째 180° ≤ ℓ ≤ 270° [97] 4일 270° ≤ ℓ ≤ 360° (360° ≅ 0°) [95] 은하 중심(Conomatic Berenice의 방향으로 지구에서 수십만 광년 떨어진 지점)의 북쪽에서 볼 때 시계 반대 방향으로 은하 경도(양 회전)가 증가함, 은하 중심 남쪽에서 볼 경우(코마이스 베레니스의 방향과 유사하게 멀리 보이는 지점)별자리 조각자), ℓ은 시계 방향으로 증가할 것이다(음회전). 은하중심 주요기사: 은하중심 태양은 은하중심으로부터 25,000–28,000 리 (7.7–8.6 kpc)입니다.이 값은 기하학적 기반 방법 또는 표준 초 역할을 하는 선택된 천문학적 물체를 측정하여 추정되며, 다른 기법이 이 근사치 범위 내에서 다양한 값을 산출합니다.[99][2][3][100][101][102]내측 몇 킬로파섹(반경 약 1만 광년)에는 대부분 오래된 별들이 밀집해 있고, 대략적으로 돌출부라고 불리는 경구모양입니다.[103]은하수는 이전의 은하계 사이의 충돌과 합성으로 인해 불룩함이 부족하고, 대신 중심 막대에 의해 형성된 유사불굴만 가지고 있다는 제안이 제기되었습니다.[104]그러나 바의 불안정성에 의해 만들어진 (피넛 껍데기) 모양의 구조와 0.5 kpc의 예상 반광 반경으로 부풀어 오를 수 있는 구조 사이의 문헌의 혼란은 매우 큽니다.[105] 은하수 중심에 있는 초거대 블랙홀의 위치인 사지타리우스 A*에서 밝은 엑스레이가 발사됩니다.[106] 은하중심에는 사지타리우스 A*(사지타리우스 A-star로 발음됨)라는 강렬한 전파원이 표시됩니다.중심부 주변의 물질의 움직임은 사지타리우스 A*가 거대하고 작은 물체를 가지고 있음을 나타냅니다.[107]이러한 질량의 농도는 추정 질량이 태양의 질량의 4.1~450만 배인 초질량 블랙홀[e][99][108](SMBH)으로 가장 잘 설명됩니다.[108]SMBH의 응고 속도는 약 1×10으로−5 추정되며 비활성 은하핵과 일치합니다. M☉ 1년에[109]관측 결과 대부분의 정상 은하의 중심 근처에 SMBH가 위치해 있는 것으로 나타났습니다.[110][111] 은하수의 바의 성질은 반 길이와 방향에 대한 추정치가 지구에서 은하중심까지 시선에 비해 1도에서 5kpc(3000–16,000 ly), 10-50도에 이르는 등 활발하게 논의되고 있습니다.[101][102][112]어떤 저자들은 은하수가 두 개의 서로 다른 막대기를 가지고 있다고 주장합니다.[113]그러나 RR Lyrae형 별들은 눈에 띄는 은하수를 추적하지 않습니다.[102][114][115]막대기는 은하수에 존재하는 분자수소의 많은 부분을 포함하고 있는 "5 kpc 고리"라고 불리는 고리와 은하수의 항성 형성 활동의 대부분에 둘러싸여 있을 수 있습니다.안드로메다 은하에서 바라본다면 은하계의 가장 밝은 모습이 될 것입니다.[116] 중심부에서 방출되는 X선은 중앙봉과[109] 은하계 능선을 둘러싼 거대한 별들과 일직선으로 정렬되어 있습니다.[117] 감마선과 X선 1970년 이후, 다양한 감마선 검출 임무는 은하 중심부의 일반적인 방향에서 오는 511-keV 감마선을 발견했습니다.이 감마선은 양전자(antelectron)가 전자로 섬멸함으로써 생성됩니다.2008년, 감마선의 선원의 분포는 저질량 X선 이진의 분포와 유사하다는 것이 발견되었는데, 이러한 X선 이진이 속도를 줄이고 전멸하는 성간 공간으로 양전자(및 전자)를 보내고 있음을 나타내는 것으로 보입니다.[118][119][120]관측은 NASA와 ESA의 인공위성에 의해 이루어졌습니다.1970년에 감마선 검출기는 방출 부위가 약 10,000광년이고 광도는 약 10,000 태양이라는 것을 발견했습니다.[119] 은하수(중앙)의 두 개의 거대한 X선/감마선 거품(파란색-보라색) 그림 2010년에는 페르미 감마선 우주망원경의 데이터를 이용하여 은하핵의 북쪽과 남쪽으로 고에너지 감마선 방출의 거대한 구형 기포 2개가 검출되었습니다.각각의 거품의 지름은 약 25,000광년(7.7 kpc)입니다. 거품의 지름은 남반구의 밤하늘에 있는 그루스(Grus)와 처녀(Virgo)까지 뻗어 있습니다.[121][122]그 후, 무선 주파수에서 파크스 망원경을 통해 관측한 결과 페르미 기포와 관련된 편광 방출이 확인되었습니다.이러한 관측은 은하수 중심 640리(200pc)에서 항성 형성에 의해 자화된 유출로 가장 잘 해석됩니다.[123] 이후 2015년 1월 5일 NASA는 사지타리우스 A*에서 평소보다 400배 밝은 X선 플레어를 관측했다고 보고했습니다.이 특이한 사건은 블랙홀에 떨어진 소행성이 부서지거나 사지타리우스 A*[106]로 흘러들어가는 가스 내에서 자기장 라인이 엉켜서 일어났을 수도 있습니다. 나선팔 추가 정보: 나선 은하 은하봉의 중력 영향 밖에는 은하수 원반에 있는 성간 매체와 별들의 구조가 네 개의 나선팔로 구성되어 있습니다.[124]나선팔은 일반적으로[125][126] 은하 평균보다 높은 성간 기체와 먼지의 밀도와 더불어 H II 지역과 분자 구름에 의해 추적된 항성 형성의 더 큰 농도를 포함합니다.[127] 은하수의 나선구조는 불확실하며, 현재 은하수의 팔의 성격에 대한 공감대가 형성되지 않고 있습니다.[128]완벽한 로그 나선형 패턴은 태양 근처의 특징만을 조잡하게 묘사합니다.[126][129] 왜냐하면 은하는 보통 가지, 병합, 예기치 않게 뒤틀리는 팔을 가지고 있고 어느 정도의 불규칙성을 특징으로 하기 때문입니다.[102][129][130]스퍼/로컬 암[126] 내의 태양의 가능한 시나리오는 그 점을 강조하고 그러한 특징들이 아마도 독특하지 않고 은하수 어딘가에 존재한다는 것을 나타냅니다.[129]암의 피치 각도의 추정치는 약 7° ~ 25°[70][131]입니다.은하 중심부 부근에는 모두 네 개의 나선팔이 있는 것으로 생각됩니다.[132]아래 이미지에 표시된 팔의 위치를 사용하여 다음과 같이 이름이 지정됩니다. 두 개의 나선팔인 스쿠툼-센타우루스 팔과 카리나-사지타리우스 팔은 은하수 중심부를 중심으로 한 태양의 궤도 내부에 접선점을 가지고 있습니다.만약 이 팔들이 은하 원반에 있는 별들의 평균 밀도와 비교했을 때 과도한 양의 별들을 포함하고 있다면, 접선점 근처의 별들을 세어 감지할 수 있을 것입니다.near-infrared은 빛의 붉은 거인들에게 우선적으로 먼지와 멸종 위기로 영향을 받지 않은 민감하다 두 조사는 Scutum–Centaurus 팔지만 아니라 Carina–Sagittarius 팔에:Scutum–Centaurus의 팔을 약 30%는 더 빨간 거인들보다 나선 팔의 부재가 될 것으로 보인다를 포함하는 예측한 과잉을 감지했습니다.[131][134]이러한 관측은 은하수가 페르세우스 팔과 스쿠툼-센타우루스 팔 두 개의 주요 별자리 팔만을 가지고 있음을 암시합니다.나머지 팔에는 과도한 가스가 들어있지만 과도한 오래된 별은 들어있지 않습니다.[128]2013년 12월 천문학자들은 젊은 별과 항성 형성 지역의 분포가 은하수의 4-팔 나선형 설명과 일치한다는 것을 발견했습니다.[135][136][137]따라서 은하수는 오래된 별에 의해 추적된 두 개의 나선팔과 가스와 젊은 별에 의해 추적된 네 개의 나선팔이 있는 것으로 보입니다.이 명백한 불일치에 대한 설명은 명확하지 않습니다.[137] WISE에 의해 탐지된 클러스터는 은하수의 나선 팔을 추적하는 데 사용됩니다. Near 3kpc Arm(확장 3kpc Arm 또는 간단히 3kpc Arm이라고도 함)은 1950년대에 천문학자 판 우어든과 협력자들에 의해 HI(원자 수소)의 21cm 무선 측정을 통해 발견되었습니다.[138][139]50km/s 이상에서 중앙 돌출부에서 벗어나 확장되고 있는 것으로 파악됐습니다.태양으로부터 약 5.2 kpc, 은하중심으로부터 3.3 kpc 떨어진 거리에 있는 네 번째 은하 사분면에 위치합니다.Far 3 kpc Arm은 천문학자인 톰 데임(하버드-스미소니언 cfA)에 의해 2008년에 발견되었습니다.은하중심으로부터 3kpc(약 1만 ly) 거리에 있는 최초의 은하 사분면에 위치합니다.[139][140] 2011년에 발표된 시뮬레이션에서는 은하수가 궁수자리 왜소 타원 은하와 반복적으로 충돌한 결과 나선팔 구조를 얻었을 가능성이 있다고 시사했습니다.[141] 은하수에는 빠르게 회전하는 사지타리우스 팔과 회전 속도가 느리고 팔이 팽팽하게 감기는 카리나와 페르세우스 팔로 형성된 바깥쪽 나선형의 두 가지 다른 나선형 무늬가 들어 있다고 제안되어 왔습니다.이 시나리오에서, 서로 다른 나선팔의 역학성에 대한 수치 시뮬레이션에 의해 제안된, 외부 패턴은 외부 유사성을 형성하고, [142]두 패턴은 시그너스 팔에 의해 연결될 것입니다.[143] "네시"라고 불리는 긴 필라멘트 분자 구름은 아마도 스쿠텀-센타러스 암의 밀도 있는 "스핀"을 형성하고 있을 것입니다. 주요 나선팔 바깥쪽에는 수십억년 전 다른 은하로부터 갈라진 기체와 별들의 고리인 모노케로스 링(또는 외측 고리)이 있습니다.그러나 최근 과학계의 몇몇 구성원들은 모노케로스 구조가 은하계의 불꽃과 뒤틀린 두꺼운 원반에 의해 생성된 과잉밀도에 불과하다고 재확인했습니다.[144]은하수 원반의 구조는 "S" 곡선을 따라 뒤틀려 있습니다.[145] 헤일로 은하 원반은 오래된 별과 구상 성단의 회반 광선으로 둘러싸여 있으며, 그 중 90%가 은하중심으로부터 10만 광년(30kpc) 이내에 놓여 있습니다.[146]그러나 은하중심으로부터 20만 광년 이상 떨어진 곳에서 PAL 4와 AM 1과 같은 몇몇 구상 성단이 더 멀리 발견되었습니다.은하수 군집의 약 40%가 역행 궤도에 있는데, 이는 은하수 회전과는 반대 방향으로 움직인다는 것을 의미합니다.[147]구상 성단은 별 주위의 행성의 타원 궤도와 대조적으로 은하수를 둘러싼 로제트 궤도를 따라갈 수 있습니다.[148] 원반에는 일부 파장에서 시야를 가리는 먼지가 들어 있지만 후광 성분에는 그렇지 않습니다.활성 항성생성은 원반(특히 고밀도 영역을 나타내는 나선팔)에서 일어나지만 별로 붕괴할 시원한 가스가 거의 없기 때문에 후광에서는 일어나지 않습니다.[17]또한 오픈 클러스터는 주로 디스크에 위치합니다.[149] 21세기 초의 발견은 은하수의 구조에 대한 지식에 차원을 더했습니다.발견 안드로메다 은하(M31)의 디스크보다 훨씬 이전에 은하수의 디스크를 더 분명하다 연장 가능성 thought,[150]더 멀고, 이 백조 자리 Arm[133][151]의 바깥쪽 팔을 연장의 발견에서와 Scutum–Centaurus A의 비슷한 연장의 지지를 얻고 있고rm.[152]궁수자리 왜소 타원 은하의 발견과 함께 왜소의 극궤도와 은하수와의 상호작용이 은하수 파편의 리본을 발견하게 되었습니다.마찬가지로, 캐니스 메이저 난쟁이 은하의 발견과 함께 은하수와의 상호작용에서 나온 은하 잔해 고리가 은하 원반을 둘러싸고 있다는 것이 발견되었습니다. 북쪽 하늘의 슬론 디지털 스카이 서베이에서는 은하계 내에 현재의 모델에는 맞지 않는 거대하고 확산된 구조(정월 크기의 약 5,000배 넓이)가 보입니다.별들의 집합체는 은하수의 나선팔 면에 수직에 가깝게 솟아 있습니다.제안된 가능한 해석은 왜소 은하계가 은하수와 합쳐지고 있다는 것입니다.이 은하는 처녀자리 스텔라천으로 잠정적으로 이름 붙여졌으며, 처녀자리 방향으로 약 3만 광년(9kpc) 떨어진 곳에서 발견됩니다.[153] 기체 후광 찬드라 X선 관측소, XMM-뉴턴, 스자쿠는 별빛 후광 외에도 뜨거운 가스가 다량 함유된 기체 후광이 존재한다는 증거를 제공했습니다.후광은 수십만 광년 동안 지속되는데, 이는 별의 후광보다 훨씬 더 멀고 크고 작은 마젤란 구름의 거리에 가깝습니다.이 뜨거운 후광의 질량은 은하수 자체의 질량과 거의 맞먹습니다.[154][155][156]이 후광 가스의 온도는 150만~250만 K(180만~450만 °F)입니다.[157] 먼 은하계의 관측은 우주가 불과 수십억년 전 암흑물질의 약 6분의 1의 양변성 물질을 가지고 있었음을 나타냅니다.그러나 은하수처럼 가까운 은하계의 관측에 근거하여 현대 우주에서는 그 중 약 절반의 바이론만이 설명되고 있습니다.[158]후광의 질량이 은하수 질량에 견줄 만하다는 사실이 확인되면 은하수 주변의 사라진 바리온의 정체일 수 있습니다.[158] 태양의 위치와 동네 태양계 주변 별들의 3차원 지도 태양은 오리온 암의 안쪽 테두리 근처, 국부 거품의 국부적 플루프 내, 굴드 벨트에 있습니다.질리센 외 연구진(2016년)에 의한 Sgr A* 주위의 항성 궤도에 대한 연구에 기초하여 태양은 은하중심으로부터 27.14 ± 0.46 kly(8.32 ± 0.14 kpc)[3]의 추정 거리에 놓여 있습니다.Boehle 외 연구진(2016)은 항성 궤도 분석을 통해 25.64±0.46kly(7.86±0.14kpc)의 더 작은 값을 발견했습니다.[2]태양은 현재 은하 원반의 중앙 평면 위 또는 북쪽에 5–30 파섹(16–98 ly)입니다.[159]국부 팔과 다음 팔 아웃인 페르세우스 팔 사이의 거리는 약 2,000파섹(6,500 ly)입니다.[160]태양, 즉 태양계는 은하계의 은하계 거주 가능 지역에 위치합니다. 태양으로부터 반경 15파섹(49 ly)인 구 안에는 절대 진도 8.5보다 밝은 항성이 약 208개 있으며, 69입방 파섹 당 별 1개 또는 2360입방광년 당 별 1개(가장 가까운 밝은 별 목록)의 밀도를 제공합니다.한편 태양의 5파섹(16리) 이내에 알려진 항성 64개(크기만한 크기, 갈색 왜성 4개를 세지 않음)가 있어 밀도는 8.2입방 파섹당 약 1개 또는 284입방광년(가장 가까운 항성 목록)당 1개의 항성이 있습니다.이것은 밝은 별보다 희미한 별들이 훨씬 더 많다는 사실을 보여준다: 하늘 전체에는 겉보기 등급 4보다 밝은 500개의 별들이 있지만 겉보기 등급 14보다 밝은 1550만 개의 별들이 있습니다.[161] 태양의 길의 정점, 즉 태양 정점은 태양이 은하수의 우주를 통해 이동하는 방향입니다.태양의 은하운동의 일반적인 방향은 은하중심 방향으로 약 60도 각도로 헤라클레스 별자리 근처의 별 베가를 향해 있습니다.은하수를 둘러싼 태양의 궤도는 은하 나선팔과 통일되지 않은 질량 분포로 인한 동요가 추가되면서 대략 타원형으로 예상됩니다.게다가, 태양은 궤도에 약 2.7번 은하계를 통과합니다.[162]이는 단순 고조파 오실레이터가 드래그포스(damping) 용어 없이 작동하는 방식과 매우 유사합니다.이러한 진동들은 최근까지도 지구상의 대량 생명형 멸종 기간과 일치한다고 생각되었습니다.[163]CO 데이터를 바탕으로 나선구조를 통한 태양의 이동 효과에 대한 재분석은 상관관계를 찾지 못했습니다.[164]그러나 태양이 은하계를 통과하는 것은 여전히 멸종의 가능한 설명으로 여겨지고 있으며, 이를 시바 가설이라고 합니다.[165] 태양계가 은하수의 한 궤도(은하의 해)를 완성하는 데는 약 2억 4천만년이 걸리기 때문에 태양은 일생 동안 18~20개의 궤도를 그리고 인간이 탄생한 이래로 1/1250의 혁명을 완성한 것으로 생각됩니다.[17]은하수 중심에 대한 태양계의 궤도 속도는 약 220 km/s(49만 mph)로 빛의 속도의 0.073%입니다.태양은 시속 84,000km(52,000mph)로 헬리콥터권을 통과합니다.이 속도에서 태양계가 1광년의 거리를 이동하는데 약 1,400년이 걸리거나, 1AU를 이동하는데 8일이 걸립니다.[166]태양계는 황토를 따르는 십이지장자리 전갈자리 방향으로 향하고 있습니다.[167] 은하 회전 은하수 회전 곡선 - 수직 축의 은하 회전 곡선은 은하 중심 주위를 도는 속도, 수평 축은 kpcs로 은하 중심으로부터 거리, 태양은 노란색 공으로 표시, 관측된 회전 속도 곡선은 파란색, 은하수 항성 질량과 가스에 기초한 예측 곡선은 빨간색, 관측 시 산란회색 막대로 대략 표시한 온스, 그 차이는 암흑 물질 때문입니다. 은하수의 별과 가스는 중심 주위를 차등 회전하며, 이는 위치에 따라 회전 기간이 달라진다는 것을 의미합니다.나선은하의 전형적인 경우처럼 은하수 대부분의 별들의 궤도 속도는 중심으로부터의 거리에 크게 좌우되지 않습니다.중앙 돌출부 또는 외부 림에서 떨어져서, 전형적인 항성 궤도 속도는 210 ± 10 km/s (47,000 ± 22,000 mph)입니다.[170]따라서 일반적인 항성의 궤도 주기는 이동 경로의 길이에만 정비례합니다.이는 태양계 내부의 상황과 달리, 두 가지 신체 중력 역학이 지배하고, 서로 다른 궤도는 그것과 관련된 속도가 현저히 다릅니다.회전 곡선(그림에 표시됨)은 이 회전을 설명합니다.은하수의 중앙을 향해 궤도의 속도는 너무 낮은 반면, 7 kpcs 이상에서는 만유인력의 법칙으로부터 기대되는 것과 일치시키기에는 너무 빠릅니다. 은하수가 항성, 가스, 기타 쌍성(보통) 물질에서 관측된 질량만을 포함하고 있다면 중심으로부터의 거리에 따라 회전 속도가 감소할 것입니다.그러나 관측된 곡선은 비교적 평탄하여 전자기 방사선으로 직접 검출할 수 없는 추가 질량이 있음을 알 수 있습니다.이러한 모순은 암흑 물질에 기인합니다.[35]은하수의 회전곡선은 은하계에 암흑물질이 존재한다는 가장 좋은 증거인 나선은하의 보편적인 회전곡선과 일치합니다.또는 소수의 천문학자들은 중력 법칙을 수정하면 관측된 회전 곡선이 설명될 수 있다고 제안합니다.[171]